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19 HEFT 2 / 63. JAHRGANG / 2014 KOSMISCHE MAGNETFELDER / PdN PHYSIK in der Schule 1 Einleitung: Das magnetische Universum Wir leben in einem magnetischen Univer- sum. Fast die gesamte im Weltall sichtba- re Materie, die Sterne und das interstellare Gas zwischen den Sternen sind elektrisch geladen und werden von Magnetfeldern durchsetzt und beeinflusst. Magnetfelder erfüllen Sternsysteme (Galaxien) und ver- mutlich auch den intergalaktischen Raum dazwischen. Die Existenz galaktisch großräumiger Magnetfelder verdanken wir einer Asym- metrie des Elektromagnetismus: Magneti- sche Potentialdifferenzen lassen sich nicht durch einen Strom von Ladungsträgern ab- bauen, da bisher keine magnetischen La- dungen (Monopole) gefunden wurden. Elek- trische Potentialdifferenzen können dage- gen durch strömende elektrische Ladun- gen abgebaut werden. Daher gibt es mess- bare elektrische Felder im Kosmos nur in dichten Plasmen und Grenzschichten auf kleinen räumlichen Skalen (z. B. in Magne- tosphären von Planeten, Pulsaren oder Quasaren und bei Sonneneruptionen), während Magnetfelder fast überall im Uni- versum anzutreffen sind. Sie können durch Diffusion („Auseinanderfließen“) ab- geschwächt und durch magnetische Rekon- nektion drastisch verändert oder sogar aus- gelöscht werden. Dabei wird magnetische Energie in thermische Energie, Strahlungs- energie und kinetische Energie umgewan- delt. Für die Erzeugung, Verstärkung und Regeneration kosmischer Magnetfelder werden Dynamoprozesse verantwortlich ge- macht. 2 Dynamos: Ordnung aus dem Chaos Kosmische Magnetfelder entstehen durch Selbsterregung aufgrund der Bewegung elektrisch geladener Teilchen (magnetische Induktion; vgl. den Beitrag von Glaßmeier und Heyner in diesem Heft). In Galaxien gibt es keine großräumigen elektrischen Ströme, die Magnetfelder erzeugen könnten. Aller- dings lässt sich mechanische Energie im sogenannten α -Ω -Dynamo durch turbu- lente Gasbewegungen in elektrisch gelade- nen Körpern, die mit einer Winkelge- schwindigkeit Ω rotieren, in magnetische Energie umwandeln, wie z. B. in Planeten [1,6], in Sternen [4] und in unserer Sonne [4 - 6]. Im turbulenten Gas werden Magnet- felder durch die Coriolis-Kräfte der großräumigen Rotation schraubenförmig verdreht (helikale Turbulenz α ). Die Über- lagerung vieler solcher Bewegungen kann Magnetfelder mit galaktischen Ausmaßen erzeugen [1,3,6,7]. Die Dynamo-Ver- stärkung großräumiger, durch den Vektor der magnetischen Feldstärke B charakteri- sierter Magnetfelder im Geschwindigkeits- feld (Vektor v ) des rotierenden Körpers wird beschrieben durch die Gleichung: Der Einfluss helikaler, turbulenter Strö- mungen geht dabei in die Tensorgröße α ein. Der Tensor η beschreibt die Diffusions- prozesse des Magnetfeldes in diesem Medium. Die obige Dynamo-Gleichung lässt sich unter anderem in Kugelkoordi- naten lösen. Die diskreten Lösungen sind charakterisiert durch Quantenzahlen, die α η = ×+ - rot( ) rot( ) rot( rot ) B vB B B t den Grad der Symmetrie bezüglich Radius, Azimut- und Höhenwinkel beschreiben. Die einfachste Feldstruktur ist ein Dipol für kugelförmige Objekte (wie Sterne und Planeten) oder ein Quadrupol für abge- flachte Objekte (wie Galaxien). Bei starker Anregung können verschiedene Moden gleichzeitig angeregt werden. Asymme- trien in der Gasdichte oder Geschwindig- keit sowie Wechselwirkungen mit anderen Körpern können bestimmte Moden unter- drücken. Der α-Ω -Dynamo ist ein langsamer Pro- zess und benötigt zum Aufbau großräumi- ger Magnetfelder viele Rotationsperioden, in Galaxien also einige Milliarden Jahre. Zum Glück gibt es noch einen schnelleren Dynamo (α 2 -Dynamo), der kleinräumige Magnetfelder aus turbulenten Gasbewe- gungen erzeugen kann. Dieser Dynamo ar- beitete vermutlich bereits in jungen Gala- xien, als die Gasturbulenz besonders stark Magnetfelder in Spiralgalaxien R. Beck Stokes I/2 in K 1,5 1 0,5 0 0,04 0,02 0 –0,02 –0,04 4 4 6 6 8 8 10 10 Geschwindigkeit in km/s in km/s Stokes V in K L1544 Geschwindigkeit Abb. 1: Messung der Zeeman-Aufspaltung der OH-Linie bei 18,0 cm in der dichten Gaswolke L1544. Die obere Abbil- dung zeigt die Gesamt- strahlung der Linie als Funktion der Frequenz, umgerechnet in die Ge- schwindigkeit relativ zur Sonne (Doppler-Effekt), die untere Abbildung zeigt ihre zirkulare Pola- risation (Stokes-Parame- ter V). Die gemessene Magnetfeldstärke beträgt 11 μG (1,1 nT) (aus [9]).

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HEFT 2 / 63. JAHRGANG / 2014 KOSMISCHE MAGNETFELDER / PdN PHYSIK in der Schule

1 Einleitung: Das magnetische

Universum

Wir leben in einem magnetischen Univer-sum. Fast die gesamte im Weltall sichtba-re Materie, die Sterne und das interstellareGas zwischen den Sternen sind elektrischgeladen und werden von Magnetfelderndurchsetzt und beeinflusst. Magnetfeldererfüllen Sternsysteme (Galaxien) und ver-mutlich auch den intergalaktischen Raumdazwischen.

Die Existenz galaktisch großräumigerMagnetfelder verdanken wir einer Asym-metrie des Elektromagnetismus: Magneti-sche Potentialdifferenzen lassen sich nichtdurch einen Strom von Ladungsträgern ab-bauen, da bisher keine magnetischen La-dungen (Monopole) gefunden wurden. Elek-trische Potentialdifferenzen können dage-gen durch strömende elektrische Ladun-gen abgebaut werden. Daher gibt es mess-bare elektrische Felder im Kosmos nur indichten Plasmen und Grenzschichten aufkleinen räumlichen Skalen (z.B. in Magne-tosphären von Planeten, Pulsaren oderQuasaren und bei Sonneneruptionen),während Magnetfelder fast überall im Uni-versum anzutreffen sind. Sie könnendurch Diffusion („Auseinanderfließen“) ab-geschwächt und durch magnetische Rekon-

nektion drastisch verändert oder sogar aus-gelöscht werden. Dabei wird magnetischeEnergie in thermische Energie, Strahlungs-energie und kinetische Energie umgewan-delt. Für die Erzeugung, Verstärkung undRegeneration kosmischer Magnetfelderwerden Dynamoprozesse verantwortlich ge-macht.

2 Dynamos: Ordnung aus dem Chaos

Kosmische Magnetfelder entstehen durchSelbsterregung aufgrund der Bewegungelektrisch geladener Teilchen (magnetische

Induktion; vgl. den Beitrag von Glaßmeier und

Heyner in diesem Heft). In Galaxien gibt eskeine großräumigen elektrischen Ströme,die Magnetfelder erzeugen könnten. Aller-dings lässt sich mechanische Energie imsogenannten α -Ω -Dynamo durch turbu-lente Gasbewegungen in elektrisch gelade-nen Körpern, die mit einer Win kel ge -schwin digkeit Ω rotieren, in magnetischeEnergie umwandeln, wie z. B. in Planeten[1,6], in Sternen [4] und in unserer Sonne[4-6]. Im turbulenten Gas werden Magnet-

felder durch die Coriolis-Kräfte dergroßräumigen Rotation schraubenförmigverdreht (helikale Turbulenz α ). Die Über-lagerung vieler solcher Bewegungen kannMagnetfelder mit galaktischen Ausmaßenerzeugen [1, 3,6,7]. Die Dynamo-Ver-stärkung großräumiger, durch den Vektorder magnetischen Feldstärke B

rcharakteri-

sierter Magnetfelder im Geschwindigkeits-feld (Vektor v

r) des rotierenden Körpers

wird beschrieben durch die Gleichung:

Der Einfluss helikaler, turbulenter Strö-mungen geht dabei in die Tensorgröße αein. Der Tensor ηbeschreibt die Diffusions -prozesse des Magnetfeldes in diesemMedium. Die obige Dynamo-Gleichunglässt sich unter anderem in Kugelkoordi-naten lösen. Die diskreten Lösungen sindcharakterisiert durch Quantenzahlen, die

α η∂= × + −

rr r rr

rot( ) rot( ) rot( rot )B

v B B Bt

den Grad der Symmetrie bezüglich Radius,Azimut- und Höhenwinkel beschreiben.Die einfachste Feldstruktur ist ein Dipol fürkugelförmige Objekte (wie Sterne undPlaneten) oder ein Quadrupol für abge-flachte Objekte (wie Galaxien). Bei starkerAnregung können verschiedene Modengleichzeitig angeregt werden. Asymme-trien in der Gasdichte oder Geschwindig-keit sowie Wechselwirkungen mit anderenKörpern können bestimmte Moden unter-drücken.

Der α-Ω -Dynamo ist ein langsamer Pro-zess und benötigt zum Aufbau großräumi-ger Magnetfelder viele Rotationsperioden,in Galaxien also einige Milliarden Jahre.Zum Glück gibt es noch einen schnellerenDynamo (α 2-Dynamo), der kleinräumigeMagnetfelder aus turbulenten Gasbewe-gungen erzeugen kann. Dieser Dynamo ar-beitete vermutlich bereits in jungen Gala-xien, als die Gasturbulenz besonders stark

Magnetfelder in SpiralgalaxienR. Beck

Stokes I/2 in K

1,5

1

0,5

0

0,04

0,02

0

–0,02

–0,04

4

4

6

6

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8

10

10

Geschwindigkeit in km/s

in km/s

Stokes V in K

L1544

Geschwindigkeit

Abb. 1: Messung derZeeman-Aufspaltung derOH-Linie bei 18,0 cm inder dichten GaswolkeL1544. Die obere Abbil-dung zeigt die Gesamt-strahlung der Linie alsFunktion der Frequenz,umgerechnet in die Ge-schwindigkeit relativ zurSonne (Doppler-Effekt),die untere Abbildungzeigt ihre zirkulare Pola-risation (Stokes-Parame-ter V). Die gemesseneMagnetfeldstärke beträgt11 µG (1,1 nT) (aus [9]).

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PdN PHYSIK in der Schule / KOSMISCHE MAGNETFELDER HEFT 2 / 63. JAHRGANG / 2014

ringer Dichte beträgt die mittlere Stärkedes ausgerichteten Feldes etwa 0,6 nT (Na-notesla), entsprechend 6 µG (Mikrogauss);bei Dichten von mehr als rund 1000Wasser-stoffatomen pro Kubikzentimeter nimmtdie Feldstärke etwa mit der Quadratwurzelaus der Dichte zu.

Die erfolgreichste Methode zur Mes-sung von Feldstärken im interstellaren Me-dium basiert auf der diffusen Radiostrah-lung, die in einem weiten Wellenlängenbe-reich von Metern bis zu Zentimetern beob-achtet wird [10]. Die nahezu lichtschnellenElektronen der Kosmischen Strahlung laufenauf Spiralbahnen um die Magnetfeldlinienund senden dabei Radiowellen aus (Syn-

chrotron-Strahlung). Die Intensität dieser Ra-diostrahlung ist ein Maß für die Stärke desgesamten (d. h. des turbulenten + ausge-richteten) Magnetfeldes. Die Radiokarte ei-

B

B

Synchrotron-

Emission

e

Faraday-

Rotation

y

ne

E

Abb. 2: Faraday-Rotation (Grafik: MPIfR)

war und produzierte starke turbulente Fel-der, die vermutlich die weitere Entwick-lung der Galaxien beeinflusst haben.

Ohne Anfangsfeld (d.h. Br

= 0) ist nachder Dynamo-Gleichung keine Magnetfeld-erzeugung möglich. Das notwendige mag-netische Saatfeld erfordert Ladungstren-nungen, eine „Batterie“. Ludwig Biermann

schlug 1950 erstmals vor, dass solche Bat-terien im Kosmos durch Relativbewegun-gen von Protonen und Elektronen auf-grund ihrer unterschiedlichen Massen ent-stehen könnten. Analoge Laborexperimen-te geben Hinweis auf die Rolle von nichtparallelen Druck- und Dichtegradienten inStoßfronten [6,7], wie sie in jungen Gala-xien vorkamen. Auch das heiße turbulen-te Gas in jungen Galaxien ist ideal zur Pro-duktion von Saatfeldern, wie Reinhard Schli-

ckeiser von der Universität Bochum 2012 ge-zeigt hat.

3 Messung galaktischer Magnetfelder

Magnetfelder in Galaxien sind nicht leichtzu messen. Längliche Staubpartikel iminterstellaren Raum können sich quer zuden Feldlinien ausrichten und dadurch dasLicht der dahinterliegenden Sterneschwach polarisieren [8]. Die Untersu-chung der globalen Struktur des Magnet-feldes unserer Milchstraße ist allerdingsmühsam, weil die Polarisation des Lichtesvon Tausenden von Sternen gemessenwerden muss.

Der Zeeman-Effekt basiert auf der Auf-spaltung von Spektrallinien proportionalzur Magnetfeldstärke. Bei der Beobach-tung entlang eines ausgerichteten Magnet-feldes sind zwei Linien mit entgegenge-setzter zirkularer Polarisation zu sehen.Mit diesem Verfahren lassen sich die star-ken solaren Magnetfelder von einigenZehntel Tesla eingehend untersuchen. Inder Milchstraße wird die Aufspaltung derstärksten Radiolinien des neutralen Was-

serstoffs bei 21,1 cm und des OH bei 18,0 cmbenutzt, um Magnetfeldstärken in Gaswol-ken zu messen [2,9] (Abb. 1). In Wolken ge-

Abb. 3: Das 100-m-Radioteleskop Effelsberg (Foto: N. Tacken, MPIfR)

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ner Galaxie zeigt uns also die Verteilungder gesamten Magnetfelder, die von denElektronen „beleuchtet“ werden (Abb. 5, 6,8-10). Die typischen interstellaren Feldstär-ken betragen rund 1 nT (10 µG). Das irdi-sche Magnetfeld hat, zum Vergleich, einemittlere Stärke von rund 30 µT (0,3 G).

Die magnetische Energiedichte iminterstellaren Raum ist vergleichbar mitder kinetischen Energiedichte der turbu-lenten Bewegungen der Gaswolken [7] undreicht aus, um die Bildung neuer Sterne inkollabierenden Gaswolken zu unterstüt-zen. Dabei wirkt das Magnetfeld als „mag-netische Bremse“, transportiert Drehim-puls aus den inneren in die äußeren Berei-che der Wolke, verlangsamt die Rotations-geschwindigkeit des Wolkenkerns und er-möglicht den weiteren Kollaps.

Sind die Magnetfeldlinien in einemRaumbereich gleich orientiert, so schwingtdie Synchrotron-Strahlung in einer Vor-zugsrichtung, ist also linear polarisiert. Ineinem vollständig geordneten Magnetfeldbeträgt der Polarisationsgrad etwa 75%. DieSchwingungsebene der Polarisation ist da-bei senkrecht zur Magnetfeldorientierungin der Himmelsebene. Eine Karte der beikurzen Wellenlängen gemessenen polari-sierten Radiostrahlung (Abb. 7) zeigt dieVerteilung und Orientierung der geordne-ten Magnetfelder. Die in Abb. 5-10 gezeig-ten Striche geben Feldorientierungen ohneRichtungspfeil an, denn es sind keine Vek-toren.

Die Schwingungsebene der polarisier-ten Radiostrahlung kann in magnetischenPlasmawolken auf dem Weg zu uns ge-dreht werden (Faraday-Rotation) (Abb. 2).Der Drehwinkel (in rad) beträgt

∆ψ = 0,81 λ2 ∫ne BPdl,

wobei die Wellenlänge λ in Metern, dieElektronendichte ne in cm–3 und die StärkeBPder Magnetfeld-Komponente entlangder Sichtlinie in µG gemessen wird. Die In-tegration ist entlang der Sichtlinie von derQuelle bis zum Teleskop auszuführen. Iminterstellaren Medium ist der Drehwinkel

Abb. 4: Die Struktur des Magnetfeldes unserer Milchstraße, abgeleitet aus Messungen der Faraday-Rotation von 194 Pulsaren nahe der Ebene. Die Bögen geben die ungefähre Lage von vier bekannten Spi -ral armen an (von unten nach oben: Norma, Crux-Scutum, Carina, Sagittarius, Orion und Perseus). DiePosition der Sonne ist im Orion-Arm. Die Pfeile markieren die Richtung der Magnetfelder (aus [11]).

Abb. 5: Gesamt-Radiostrahlung (Farbe) und Magnetfeldorientierungen (schwarze Striche) der Andromeda-Galaxie M 31, beobachtet bei 6 cm Wellenlängemit dem Radioteleskop Effelsberg, korrigiert für die Faraday-Rotation in unserer Milchstraße (Winkelauflösung 3'). (R. Gießübel & R. Beck, MPIfR Bonn).

∆ψ bei Wellenlängen unterhalb von etwa5 cm vernachlässigbar klein, kann aber be-reits bei 20 cm über 90° betragen; zusätzlichwird die Strahlung depolarisiert. Die Rich-tung der Faraday-Rotation (entgegen odermit dem Uhrzeigersinn) erlaubt die Aussa-ge, ob das Feld auf uns zu (+) oder von uns

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PdN PHYSIK in der Schule / KOSMISCHE MAGNETFELDER HEFT 2 / 63. JAHRGANG / 2014

weg (–) gerichtet ist. Die Faraday-Rotationkann daher als „kosmischer Kompass“ ge-nutzt werden.

Auch die polarisierten Radiosignale vonPulsaren (magnetische Neutronensterne alsÜberreste von Supernova-Explosionen)unterliegen auf dem Weg durch das inter-stellare Medium unserer Milchstraße derFaraday-Rotation. Da die Entfernungen derPulsare ungefähr bekannt sind, ist die Ver-messung der Magnetfelder unserer Milch-straße in der näheren Umgebung der Son-ne mit Pulsaren möglich (Abb. 4). In ande-ren Galaxien wurden, abgesehen von zweiPulsaren in der nahegelegenen Großen

Magellanschen Wolke, bisher keine Pulsa-re gefunden, die zur Messung der dortigenMagnetfelder herangezogen werden könn-ten. Dazu sind Radioteleskope mit höhererEmpfindlichkeit nötig (s. Kapitel 9).

Das weltweit empfindlichste Instru-ment zum Nachweis polarisierter Radio -strahlung ist das 100-m-Radioteleskop beiBad Münstereifel-Effelsberg [12] (Abb. 3).Es war von 1971 bis 2000 das größte voll be-wegliche Teleskop der Welt und wird seit-dem knapp übertroffen vom GreenbankRadioteleskop in West Virginia/USA. Fastalle großen Milchstraßensysteme bis zueiner Entfernung von etwa 30 Millionen

Lichtjahren, die von der geografischenBreite Effelsbergs aus zugänglich sind,wurden beobachtet (z.B. Abb. 5-8).

Trotz seiner enormen Größe erreicht derEffelsberger Spiegel bei einigen Zentime-tern Wellenlänge gerade die Winkelauflö-sung des menschlichen Auges. Damit sindnur in den nächsten Galaxien Spiralarmeerkennbar (leider nicht mit bloßem Auge,weil das Licht der Spiralarme viel zuschwach ist). In größeren Entfernungenhilft die Zusammenschaltung vieler Radio-teleskope zu einem Interferometer weiter.Das „Very Large Array” (VLA) in der Wüstevon Neumexiko (USA) besteht aus 27 Ein-zelspiegeln von je 25 m Durchmesser aufdrei Y-förmigen Schienen, die es erlauben,die Teleskope jedes Armes bis zu 21 kmweit auseinanderzufahren. Damit erhältman ein „Zoom“-Teleskop für den Radiobe-reich. Die kombinierten Daten der beidenTeleskope VLA und Effelsberg liefern diebisher schärfsten und zugleich empfind-lichsten „Magnetbilder“ von Spiralgala-xien (Abb. 6 und 7).

4 Unser Nachbar:

die Andromeda-Galaxie

Die Andromeda-Galaxie (Messier 31) ist dienächste Spiralgalaxie in einer Entfernungvon etwa 2 Millionen Lichtjahren und dieerste Galaxie, deren Radiostrahlung bereits1950 nachgewiesen werden konnte. IhreRadiowellen stammen vor allem aus ei-nem „Ring“ in rund 30000 Lichtjahren Ab-stand vom Zentrum (Abb. 5), der sich infol-ge der starken Neigung von M 31 gegen dieSichtlinie nicht in einzelne Spiralarme auf-lösen lässt. Im „Ring“ befinden sich zahl-reiche helle Radioquellen, die Sternentste-hungsgebiete markieren. Sterne entstehenin kalten, dichten Gaswolken, in denenMagnetfelder verankert sind. Die Sterneselbst sind im Radiobereich unsichtbar. Ei-nige der massereichsten Sterne erscheinenbei ihrer Explosion als Supernovae. In denStoßfronten der Explosionswolken wer-den die Teilchen der Kosmischen Strah-lung beschleunigt.

Die Ergebnisse der Polarisationsmes-sungen (Striche in Abb. 5) zeigen ein groß-räumig geordnetes Magnetfeld, das unge-fähr entlang des „Ringes“ verläuft, so wiees die Dynamo-Theorie vorhersagt. In An-betracht der chaotischen Gasstruktur vonM 31 ist die hohe Symmetrie des Magnet-feldes bemerkenswert. Ein globaler Mecha-nismus wie ein galaktischer Dynamo kannalso „Ordnung aus dem Chaos“ hervor-bringen.

Die Rotationsgeschwindigkeit des Ga-ses ist in M 31 und vielen anderen Galaxien

Abb. 6: Gesamt-Radiostrahlung (weiße Konturlinien) und Magnetfeldorientierungen (gelbe Striche) derSpiralgalaxie M 51, kombiniert aus Beobachtungen bei 6 cm Wellenlänge mit den Radioteleskopen VLAund Effelsberg (Winkelauflösung 15''). Das farbige optische Bild im Hintergrund wurde mit dem Hub-ble Space Telescope aufgenommen. (A. Fletcher, Univ. Newcastle & R. Beck, MPIfR Bonn, Grafik: Ster-ne und Weltraum).

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Abb. 7: Polarisierte Radiostrahlung (gelbe Konturlinien) und Magnetfeldorientierungen (rote Striche)der Spiralgalaxie NGC 6946, kombiniert aus Beobachtungen bei 6 cm Wellenlänge mit den Radioteles-kopen VLA und Effelsberg (Winkelauflösung 15''). Das optische Bild im Hintergrund zeigt die Vertei-lung des ionisierten Gases. (R. Beck & P. Hoernes, MPIfR Bonn, Grafik: Sterne und Weltraum).

Abb. 8: Gesamt-Radiostrahlung (weiße Konturlinien) und Magnetfeldorientierungen der Galaxie NGC 4631, beobachtet bei 3.6 cm Wellenlänge mit dem Ra-dioteleskop Effelsberg (Winkelauflösung 84''). Das farbige optische Bild im Hintergrund wurde am Misti Mountain Observatorium aufgenommen. (M.

Krause, MPIfR Bonn).

nahezu unabhängig vom Abstand zumZentrum. Das wird im Allgemeinen auf dieExistenz von „Dunkler Materie“ zurückge-führt. Ein Teil dieses Effektes könnte aller-dings von Magnetfeldern verursacht wer-den, denn die Magnetfeldstärke in M 31nimmt nur langsam nach außen ab undkönnte in den Außenbereichen auch einedynamische Rolle spielen.

5 Klassische Spiralgalaxien: M 51 und

NGC 6946

Die wohl schönste Spiralgalaxie ist M 51 imSternbild Jagdhunde. Eine nahe Begleitga-laxie regt starke Dichtewellen im Gas an,die außergewöhnlich helle Spiralarme imOptischen wie im Radiobereich produzie-ren (Abb. 6). Die Dichtewellen komprimie-ren das Magnetfeld an der Innenkante derArme, wodurch polarisierte Radiostrah-lung beobachtet wird. Allerdings gibt esauch zwischen den Armen homogene Mag-netfelder, die vermutlich in einem Dynamo-

prozess erzeugt werden.Eine typische Spiralgalaxie ist NGC 6946

im nördlichsten Winkel des SternbildesSchwan in rund 30 Millionen LichtjahrenEntfernung. Sie ist im Radiobereich eineder hellsten Galaxien am Himmel. Im opti-schen Spektralbereich ist sie schwierig zubeobachten, weil sie sich hinter einem Vor-

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PdN PHYSIK in der Schule / KOSMISCHE MAGNETFELDER HEFT 2 / 63. JAHRGANG / 2014

hang aus Gas und Staub in unserer eigenenMilchstraße befindet, der sichtbares Lichtim Unterschied zu Radiowellen zurückhält.

Im Radiobereich besitzt NGC 6946 zweiriesige „magnetische Spiralarme“ (Abb. 7),die viel regelmäßiger sind als ihre zerfrans -ten optischen Gegenstücke im optischenLicht. Sie erstrecken sich am Himmel übereinen Winkel von rund 10 Bogenminuten,was einem Drittel des scheinbaren Mond-durchmessers entspricht. Die geordnetenMagnetfelder liegen nicht wie in M 51 ander Innenkante der optischen Spiralarme,sondern fast genau dazwischen, also inGebieten geringster Gas- und Sterndichte.In den optischen Spiralarmen ist der Po-larisationsgrad der Radiostrahlung sehrgering, weil die Magnetfelder durch diestarke Sternbildungsaktivität verwirbeltwerden.

Mit ihrer großräumigen Symmetrieund ihrer Richtung liefern die magneti-schen Arme in NGC 6946 einen wichtigenHinweis auf die Funktionsweise eines gal-aktischen Dynamos. Da sie einen ähn-lichen Öffnungswinkel haben wie die op-tischen Spiralarme, muss es einen Zu-sammenhang zwischen beiden Phänome-nen geben. Die Dichtewelle des Gases unddie Dynamo-Welle des Magnetfeldes ar-beiten vermutlich in einer Art Resonanz.Magnetische Arme gibt es auch in vielenanderen Galaxien. Sie liefern den Schlüs-sel zum besseren Verständnis galaktischerDynamos und der Bildung von Spiral-strukturen.

6 Radio-Halos

Im Seitenanblick erscheinen Galaxien aufoptischen Bildern abgeflacht, weil die Gra-

vitation die meisten Sterne in einer Schei-be bindet. Heißes Gas und KosmischeStrahlung können jedoch infolge ihrer ge-ringen Dichten die Galaxienscheibe verlas-sen, sofern es die magnetischen Kräfte zu-lassen, und bilden einen Halo aus Synchro-tron-Strahlung.

NGC 4631 ist eine Galaxie, die wir fastgenau von der Seite sehen. In optischenSpektralbereichen ist die Struktur chao-tisch, mit mehreren getrennten Gebietenhoher Sternbildungsrate. Ihr Radiohalo istmit über 75000 Lichtjahren Durchmesserder größte bisher bekannte aller Spiralga-laxien ist (Abb. 8). Mit dem 100-m-Radio-teleskop Effelsberg wurde hoch polarisier-te Strahlung (bis zu 50 %) im Halo ent-deckt, was auf ein weitgehend geordnetesMagnetfeld hinweist. Die Magnetfeldli-nien im Halo von NGC 4631 (und vielenweiteren Galaxien) haben „X-Form“: ImZentralgebiet stehen die Feldlinien fastgenau senkrecht auf der Galaxienebene.Ein galaktischer Wind bläst vermutlichentlang der Feldlinien heißes Gas undKosmische Strahlung bis in eine großeHöhe. Aus der Größe des Radiohalos undder Lebensdauer der kosmischen Elektro-nen, die aus der Magnetfeldstärke folgt,lässt sich die Windgeschwindigkeit zu 200-300 km/s bestimmen.

Galaktische Winde sind wichtig für dieFunktionsweise des α -Ω -Dynamos. Diesererzeugt großräumige Magnetfelder mitmagnetischer Helizität einer bestimmtenRichtung. Da die gesamte magnetische He-lizität jedoch eine Erhaltungsgröße ist,muss die Galaxie kleinräumige Magnetfel-der der umgekehrten Helizität loswerden,z.B. durch einen Ausfluss ins intergalakti-sche Medium. Wenn Dynamos seit Jahrmil-liarden arbeiten, so sollte ein erheblicherTeil des intergalaktischen Mediums mag-netisiert worden sein.

7 Balkengalaxien

Ein Balken aus Sternen verändert das Gra-vitationsfeld und verformt die Umlaufbah-nen von Gas und Sternen zu Ellipsen. DieMagnetfelder werden vom Gas mitgerissenund machen die Strömung sichtbar, wie inder Galaxie NGC 1097 mit einem Balkenvon einigen zehntausend Lichtjahren Län-ge (Abb. 9). Am inneren Rand des Balkensändert sich die Richtung der Magnetfeldli-nien um etwa 70°. Wir vermuten, dass sichdie Gasströmung unter dem Einfluss derMagnetfelder verändert.

Gas und Magnetfelder in NGC 1097 strö-men entlang des Balkens nach innen undsammeln sich in einem Ring von rund 5000Lichtjahren Durchmesser um das Zentrum

Abb. 9: Gesamt-Radiostrahlung (rote Konturlinien) und Magnetfeldorientierungen (blaue Striche) derBalkengalaxie NGC 1097, beobachtet bei 6 cm Wellenlänge mit dem Radioteleskop VLA (Winkelauflö-sung 10''). Das optische Bild im Hintergrund wurde am Cerro Tololo Observatorium aufgenommen. (R.

Beck, MPIfR Bonn & V. Shoutenkov, Radio-Observatorium Pushchino).

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(Abb. 10). Ein Teil des Gases bildet dortneue Sterne. Im Zentrum von NGC 1097wird ein Schwarzes Loch vermutet, dessenUmgebung sich durch starke Radio- undRöntgenstrahlung bemerkbar macht. Je-des Schwarze Loch muss andauernd mitMasse „gefüttert“ werden, sonst käme dieStrahlung aus seiner Umgebung rasch zumErliegen. Der zentrale Ring einer Galaxie istjedoch eine schlechte „Futterquelle“ für ihrzentrales Schwarze Loch, denn Gas undSterne im Ring rotieren auf stabilen Kreis-bahnen. Ein Bremsmechanismus zum Ab-transport des Drehimpulses ist nötig; Rei-bungskräfte allein reichen nicht aus. DieRadiobeobachtung zeigt die wahrscheinli-che Lösung dieses Problems: Das Magnet-feld im zentralen Ring hat die Form einerSpirale (Abb. 10), vermutlich das Ergebniseines zentralen Dynamos. Die Lorentz-Kraft v

r×Br

zwischen der Gasbewegung undden turbulenten Magnetfeldern führt zueiner Ablenkung eines kleinen Teils des Ga-ses nach innen, was zur „Fütterung“ desSchwarzen Loches ausreicht.

8 Galaxien-Kerne

Das Kerngebiet von M 31 ist eine starke Ra-dioquelle (Abb. 5), vermutlich erzeugt dortein effektiver Dynamo starke Magnetfel-der. In den meisten Galaxien wird einSchwarzes Loch im Zentrum vermutet. DerEinsturz von Materie lässt die Kernquellehell aufleuchten, wie in NGC 1097 (Abb. 10).Noch wesentlich heller sind die Kerne inQuasaren [13] und in Radiogalaxien [14], dieFolge komprimierter Magnetfelder im Gas-wirbel um das Schwarze Loch (Akkretions-

scheibe). Ein Schlauch aus Magnetfeldernerlaubt einem kleinen Teil des Gases, dasKerngebiet mit hoher Geschwindigkeitsenkrecht zur Akkretionsscheibe zu verlas-sen – ein Jet entsteht, der riesige Radiobla-sen mit starker Synchrotronstrahlung pro-duzieren kann [15].

9 Zukunft

Dynamos arbeiten universell: in Planeten,Sternen und Galaxien – vielleicht sogar aufnoch größeren Skalen, in Galaxienhaufen.Kosmische Magnetfelder haben fast über-all ihre Hand im Spiel der kosmischen Kräf-te, insbesondere bei der Bildung der Gala-xien und Sternen. Ihre volle Bedeutung istaber noch längst nicht verstanden. Dasneue Radioteleskop Low Frequency Array(LOFAR) [16] und das geplante Square Kilo-metre Array (SKA) [17] widmen sich unteranderem der Erforschung galaktischerMagnetfelder. Etliche überraschende Ent-deckungen dürfen in Zukunft erwartetwerden.

Literatur

Allgemein

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Spektrum der Wissenschaft 3/1993, S. 38

[15] Falcke, H.: Jets in aktiven galaktischen Ker-

nen, Sterne und Weltraum 8-9/1997, S. 736

[16] Falcke, H.: Das Low Frequency Array, Ster-

ne und Weltraum 5/2004, S. 24

(s. auch www.lofar.org und www.lofar.de )

[17] Beck, R.: Das Square Kilometre Array, Ster-

ne und Weltraum 9/2006, S. 22 (s. auch

www.skatelescope.org und www. scholarpedia.

org/article/Square_kilometre_array )

Danksagung: Der Autor dankt Nobert Junkes,

Marita Krause und Ulrich von Kusserow für die

kritische Durchsicht des Manuskriptes sowie

der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG)

für die Unterstützung im Rahmen der Forscher-

gruppe „Kosmischer Magnetismus“ (FOR1254).

Anschrift des Verfassers

Dr. Rainer Beck, MPI für Radioastronomie, Auf

dem Hügel 69, 53121 Bonn,

E-Mail: [email protected]

Abb. 10: Gesamt-Radiostrahlung (Farbe) und Magnetfeldorientierungen im zentralen Ring der Balken-galaxie NGC 1097, beobachtet bei 3 cm Wellenlänge mit dem Radioteleskop VLA (Winkelauflösung 3'').(R. Beck & V. Shoutenkov, Radio-Observatorium Pushchino)